К тому времени наблюдатели уже зарегистрировали и измерили много разных параметров, характеризующих туманности, двойные и кратные звёзды, открытые и шаровые скопления звёзд и т. д. Был накоплен огромный наблюдательный материал. Современная теоретическая физика помогла правильно истолковать наблюдательные данные, понять их сущность. Не случайно возникла новая наука — теоретическая астрофизика, дающая возможность теоретически рассчитать и предсказать многие физические явления, происходящие в звёздах, в сложных звёздных системах, туманностях и галактиках.
Теперь астрофизикам предстояло выяснить — когда и как возникло большинство звёзд нашей Галактики, какова продолжительность их жизни, наконец, есть ли эволюционная связь между звездами и газовыми туманностями? Назрела возможность и необходимость появления новой науки — космогонии, основанной на материале, добытом трудом многих поколений астрономов.
На какие данные наблюдательной астрофизики следует прежде всего обратить внимание при исследовании процессов происхождения и развития звёзд?
Виктор Амазаспович с самого начала считал, что в первую очередь внимание должно быть обращено на неустойчивые звёздные группы и на звёзды, находящиеся в нестационарном состоянии.
Почему изучение неустойчивых состояний представляет особенно большой интерес для космогонии?
Виктор Амазаспович говорит: «Известно, что важным двигателем всякого процесса развития в природе являются противоречия. Эти противоречия особенно ярко проявляются тогда, когда система или тело находятся в неустойчивом состоянии, когда в них происходит борьба противоположных сил, когда они находятся на поворотных этапах своего развития. Поэтому объекты, находящиеся в неустойчивом состоянии, заслуживают особого внимания». Значит, главным свойством, на которое следовало обратить внимание при поиске области звездообразования, является нестационарность, неустойчивость.
Однако общее понятие неустойчивости, нестационарности необходимо было перевести на научный язык, на язык точных физико-математических понятий.
Ещё в 1930-х годах, в Ленинградском университете, Виктор Амазаспович заложил основы статистической теории динамики кратных звёзд и звёздных систем, в рамках которой стало возможно выделить класс нестационарных звёздных систем. Таким образом, эта теория оказалась необходимым путеводителем и эффективным инструментом в мире нестабильных звёздных образований. Она предопределила успех поиска нестационарных объектов и, следовательно, областей звездообразования. Но до тех пор, пока на её основе не были обнаружены области новорождённых звёзд, отношение астрофизиков к данной теории было почтительно прохладным. Не было полной уверенности в том, что именно звёздная динамика должна была решить судьбу космогонической концепции, хотя первое приложение этой теории уже было успешным и дало свои плоды: была установлена «короткая шкала» эволюции Галактики.
Нужно отметить, что до создания статистической механики звёздных систем вопрос о происхождении звёзд рассматривался астрономами путём изучения физических параметров отдельных звёзд совершенно независимо от вопроса о происхождении звёздных групп (кратных звёзд и скоплений).
Однако дальнейшее показало, что исследование одиночных звёзд не даёт возможности найти ключ к радикальному решению вопроса происхождения звёзд. Выяснилось, что в область поиска необходимо включить кратные звёзды (двойные, тройные звёзды) и звёздные скопления.
Чтобы отличить стабильные звёздные системы от нестабильных, Амбарцумян и Маркарян, помимо разработки основных теоретических концепций, ввели понятия звёздных систем обыкновенного типа и систем типа «трапеции». Для понимания идеи кратных звёздных систем типа «трапеции» и её использования для обнаружения неустойчивости кратных звёздных систем представим себе сначала три звезды — А, В, С, которые находятся на различных расстояниях друг от друга.
Если, например, звёзды А и В находятся гораздо ближе друг к другу, чем звезда С от них, то есть АВ<АС≈ВС, и звёзды образуют вытянутый треугольник, то такие кратные звёздные системы называются кратными системами обыкновенного типа.